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Per alcuni anni {{TA|GD 165 B}} è rimasto l'unico oggetto scoperto aventi le sue peculiari caratteristiche. Nel 1995 tuttavia venne identificato un oggetto le cui caratteristiche permettevano di classificarlo senza dubbio come una nana bruna. Si trattava di [[Teide 1]], la cui scoperta fu annunciata da un articolo pubblicato sulla rivista ''[[Nature]]'' il 14 settembre 1995<ref name=Rebolo>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster |autore=R. Rebolo, M. R. Zapatero Osorio, E. L. Martín |rivista=Nature |anno=1995 |volume=377 |numero= 6545 |pagine=129-131 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1995Natur.377..129R |doi=10.1038/377129a0 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. Questo oggetto fu osservato nell'[[Ammasso aperto|ammasso]] delle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]] nel gennaio 1994 tramite le immagini raccolte da un team dell'[[Instituto de Astrofísica de Canarias]], che utilizzò un telescopio di 80&nbsp;cm; successivamente, il tuo spettro fu rilevato tramite il [[William Herschel Telescope]] di 4,2&nbsp;m situato a [[Roque de los Muchachos]] ([[Las Palmas de Gran Canaria|Las Palmas]])<ref name=Rebolo/>. Nel novembre 1995 Teide&nbsp;1 fu poi osservata tramite i [[Telescopi Keck]] situati nelle isole [[Hawaii]]<ref name=Rebolo1>{{cita pubblicazione |titolo=Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test |autore=R. Rebolo ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal Letters |anno=1996 |volume=469 |numero= |pagine=L53-L56 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...469L..53R |doi=10.1086/310263 |accesso=22 ottobre 2013}}</ref>. Lo spettro ricavato tramite questo telescopio e il fatto che la distanza e l'età delle Pleiadi siano conosciuti ha permesso di determinare che la massa di Teide&nbsp;1 è di circa 55&nbsp;M_J, ben al di sotto del limite che divide le stelle dalle nane brune. Inoltre, nello spettro dell'oggetto è stata identificata la linea a 670,8&nbsp;[[Nanometro|nm]] del litio, indice del fatto che all'interno del suo nucleo non sono avvenute [[Fusione nucleare|reazioni termonucleari]] di fusione dell'idrogeno. La sua temperatura superficiale di Teide&nbsp;1 si aggira intorno ai 2600&nbsp;K<ref name=Rebolo1/>. Nel 1999, con l'avvento del [[Two Micron All-Sky Survey|2MASS]], il team guidato da [[J. Davy Kirkpatrick]] scoprì diversi altri oggetti aventi caratteristiche simili a quelle di {{TA|GD 165 B}} e di Teide&nbsp;1, che vennero raccolti in una nuova classe spettrale, avente la sigla "L"<ref name=Kirkpatrick>{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than ``M'': The Definition of Spectral Type ``L'' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) |autore=J. D. Kirkpatrick ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pagine= 802-833 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1999ApJ...519..802K&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/307414 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>.

[[File:Relative star sizes.svg|thumb|300px|leftright|Dimensioni relative stimate di [[Giove (astronomia)|Giove]], delle nane brune [[Gliese 229 B]] e [[Teide 1]], della [[nana rossa]] [[Gliese 229|Gliese 229 A]] e del [[Sole]].]]

Nel frattempo però era stato osservato un oggetto avente una temperatura superficiale ancora minore di quella di {{TA|GD 165 B}} e di Teide&nbsp;1: si trattava di [[Gliese 229 B]], la cui scoperta fu annunciata il 1° dicembre 1995 tramite un articolo pubblicato sulla rivista ''[[Science]]''<ref name=Oppenheimer >{{cita pubblicazione |titolo=Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B |autore=B. R. Oppenheimer ''et al.'' |rivista=Science |anno=1995 |volume=270 |numero= 5241 |pagine= 1478-1479 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1995Sci...270.1478O&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.270.5241.1478 |accesso=21 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è la compagna della nana rossa [[Gliese 229|Gliese 229 A]] e presenta [[Linea spettrale|linee di assorbimento]] del [[metano]] a 2&nbsp;[[Micrometro (unità di misura)|μm]], il che implica una temperatura superficiale inferiore a 1300&nbsp;K. La linea del metano era fino ad allora stata osservata solo nell'atmosfera di [[Gigante gassoso|pianeti giganti gassosi]] e nell'atmosfera di una delle [[Satellite naturale|lune]] di [[Saturno (astronomia)|Saturno]], [[Titano (astronomia)|Titano]]. La comparsa di tale linea non è dunque prevista alle temperature delle stelle di [[sequenza principale]]. Inoltre ci sono indicazioni della presenza di [[vapore acqueo]] nell'[[atmosfera]]di {{TA|Gliese 229 B}}<ref name=Oppenheimer/>. Poiché la nana bruna ha una grande separazione dalla primaria, la sua orbita non è stata ancora definita e quindi la sua massa è ancora incerta. Essa comunque dovrebbe essere compresa fra 30 e 55&nbsp;M_J<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Atmospheric, Evolutionary, and Spectral Models of the Brown Dwarf Gliese 229 B |autore=M. S. Marley ''et al.'' |rivista=Science |anno=1996 |volume=272 |numero=5270 |pagine=1919-1921 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1996Sci...272.1919M&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1126/science.272.5270.1919 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>. {{TA|Gliese 229 B}} è considerata il prototipo delle nane brune di classe spettrale T, aventi temperatura superficiale minore di quelle di classe L<ref name=Kirkpatrick/><ref name="kirk_ApJ">{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pagine=195–246 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=28 ottobre 2013}}</ref>